Dans ce chapitre introductif, nous présentons de manière globale le contexte de l’étude as-trophysique des systèmes planétaires dans lequel se place ce travail de thèse. En premier lieu, nous présentons et discutons la grande diversité des systèmes planétaires et des pla-nètes et étoiles hôtes qui les composent. Puis nous présentons les différents types d’interac-tions dont ils sont le siège, en particulier les interacd’interac-tions de marées. Enfin, nous détaillons l’organisation du manuscrit.
1.1 La révolution des systèmes exoplanétaires : des découvertes
récentes et d’une grande diversité
1.1.1 Méthodes de détection d’exoplanètes et missions d’observation
Depuis la première exoplanète géante gazeuse découverte parMayor & Queloz (1995) et baptisée 51 Pegasi b, plus de 3000 exoplanètes confirmées1 ont été découvertes en orbite autour d’étoiles de notre galaxie. La majorité d’entre elles ont été détectées par la mission de
1. Source : NASA Exoplanet Archive,http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu.
photométrie spatiale Kepler/K2 (NASA,Borucki et al.,2010), mais un nombre conséquent ont également été découvertes par d’autres missions de photométrie, comme la mission spatiale CoRoT (CNES/ESA,Baglin et al.,2006) ou encore par les instruments au sol WASP (Pollacco et al., 2006) et HATNet/HATS (Bakos et al.,2007). Ces missions et instruments reposent tous sur la méthode des transits : il s’agit d’utiliser des instruments de photométrie de haute précision pour détecter la diminution temporaire et périodique de luminosité d’une étoile, laquelle est provoquée par le passage d’une planète entre l’étoile et l’observateur comme l’illustre le panneau gauche de la figure1.1. Cette méthode permet de caractériser le rapport entre le rayon de la planète et celui de son étoile hôte (Perryman,2011).
L’autre méthode principale de détection des exoplanètes est celle des vitesses radiales (utili-sée notamment par les instruments HARPS (ESO,Mayor et al.,2003) et HARPS-N) : il s’agit de détecter par effet Doppler, à l’aide d’un spectromètre de haute précision, les variations de la vitesse projetée le long de la ligne de visée (d’où le nom de vitesse radiale) d’une étoile. Si un compagnon suffisamment proche et/ou massif est en orbite autour de cette étoile, alors le mouvement de cette dernière autour du centre de masse formé par les deux corps produit une modulation de sa vitesse radiale, ce qui permet de déterminer une borne inférieure pour le rapport entre la masse du compagnon et la masse de l’étoile, ainsi que de caractériser leurs orbites (voirPerryman,2011, et le panneau droit de la figure1.1).
FIGURE 1.1: Illustration des deux principales méthodes de détection d’exoplanètes.
Gauche : Principe de détection d’exoplanètes par la méthode des transits. Crédit :
ESA/-Hans Deeg. Droite : Mesures de la vitesse radiale de l’étoile 51 Pegasi. Crédit :Mayor &
Queloz(1995).
Ces méthodes ne sont pas exemptes de biais. La méthode des transits ne peut détecter que les planètes passant dans la ligne de visée de l’étoile, et préférentiellement celles qui occultent une fraction significative de la lumière stellaire : elle détecte donc plus facilement les planètes de grande taille et/ou proches de leur étoile. D’autre part, la méthode des vitesses radiales détecte plus facilement un compagnon suffisamment proche et/ou massif de son étoile hôte, et il est nécessaire de connaître l’inclinaison orbitale pour caractériser le rapport de masses entre l’étoile et son compagnon. Bien entendu, il existe des systèmes où les deux méthodes sont utilisables, ce qui permet d’éviter les faux positifs mais aussi de
mieux caractériser l’exoplanète détectée, et notamment sa densité moyenne (voir la figure 1.4).
La détermination des propriétés des exoplanètes détectées par ces méthodes repose aussi en grande partie sur la bonne connaissance des propriétés de son étoile hôte. C’est pourquoi les missions de recherche d’exoplanètes par photométrie ont été utilisées, simultanément à leur mission de détection, pour caractériser les étoiles hôtes grâce à leurs pulsations, en utilisant donc l’astérosismologie (Aerts et al., 2010; Silva Aguirre et al., 2015). C’était le cas de CoRoT et Kepler/K2, il en sera de même pour les futures missions TESS (NASA, lancement prévu en 2017, voir Ricker,2015) et PLATO (ESA, lancement prévu en 2024, voirRauer et al.,2014).
Enfin, il existe d’autres méthodes de détection d’exoplanètes (Perryman,2011) comme la méthode de variations du moment du transit (Transit Timing Variation ou TTV en anglais) ou bien l’effet de micro-lentille gravitationnelle (e.g. OGLE). L’imagerie directe pour la dé-tection de planètes autour d’étoiles proches est également un domaine prometteur pour la détection de planètes autour d’étoiles voisines du Soleil, qui est en plein développement aujourd’hui (e.g. SPHERE,Vigan et al.,2016).
1.1.2 Des systèmes planétaires aux architectures variées
Les nombreuses exoplanètes détectées pendant ces deux dernières décennies ont largement remis en question les certitudes acquises par l’étude du système solaire et de son architec-ture. En effet, on a maintenant découvert des systèmes exoplanétaires d’architectures très diverses et différentes du nôtre, avec par exemple des planètes géantes semblables à Jupiter orbitant très proches de leur étoile (ce sont les systèmes dits de Jupiter chauds, Hot Jupiter en anglais), ou des systèmes multi-planétaires (e.g.Fabrycky et al.,2012) où les différentes planètes sont distribuées de façon très différente par rapport à notre système solaire. Par exemple, le panneau supérieur de la figure1.2illustre la diversité présente dans l’archi-tecture de quelques systèmes extrasolaires multi-planétaires détectés par le télescope Kepler. Nous montrons également dans le panneau inférieur de la figure1.2la distribution des ex-centricités pour les exoplanètes confirmées à ce jour en fonction de leur période orbitale. On constate que les exoplanètes les plus proches de leur étoile hôte ont tendance à avoir des excentricités faibles, signe de l’existence d’interactions de marées, tandis qu’il existe si-multanément une multitude d’exoplanètes d’orbites de toutes excentricités. Ceci pose des questions majeures pour notre compréhension de la formation, de l’évolution dynamique et de la stabilité des architectures orbitales (Laskar et al.,2012;Baruteau et al.,2016).
FIGURE1.2:Haut : Exemples de systèmes multi-planétaires observées par la mission Kepler
(NASA). Crédit : D. Latham ;Fabrycky et al.(2012).Bas : Distribution des excentricités des
exoplanètes confirmées (en date du 15/08/2016) en fonction du demi-grand axe (en unités astronomiques). Source : NASA Exoplanet Archive.
1.2 Diversité des composantes des systèmes planétaires
Les systèmes planétaires connus à ce jour comportent également une large diversité dans la structure des objets qui les composent, tant pour les étoiles hôtes que pour les planètes qui sont en orbite autour d’elles. Nous présentons donc dans cette section les propriétés générales des diverses familles d’objets stellaires et planétaires.
1.2.1 Des planètes de toutes sortes
Historiquement, l’étude du système solaire a mené à définir trois grandes familles de pla-nètes (voir figure1.3) :
FIGURE 1.3:Haut : Structure interne des planètes telluriques du système solaire et de la
Lune.Bas : Structure interne des planètes géantes gazeuses et glacées du système solaire.
Crédit : JPL-Caltech.
— les planètes telluriques de petite taille comme la Terre, Vénus ou Mars, principale-ment formées de roches et de densité moyenne entre 4 et 5 g/cm3;
— les planètes géantes gazeuses comme Jupiter et Saturne, plus grandes et massives que les planètes telluriques mais moins denses (environ 1 g/cm3) car elles sont en grande majorité composées d’une profonde enveloppe d’hydrogène et d’hélium ; — les planètes géantes de glace comme Uranus et Neptune, de masse et de rayon
inter-médiaires, qui possèdent dans de plus faibles proportions une enveloppe d’hydrogène et d’hélium, mais également une large proportion de glaces.
Il est important de noter que les planètes géantes gazeuses et glacées sont susceptibles d’abriter un cœur central dense formé de roches et de glaces ; nous y reviendrons au chapitre 4.
La distinction entre ces catégories n’est plus aussi claire dans le cadre des systèmes plané-taires extrasolaires. Il existe ainsi parmi les planètes détectées à peu près tous les intermé-diaires entre ces trois catégories (e.g.Jontof-Hutter et al.,2014;Marcy et al.,2014), tant en terme de rayon, de masse et de densité moyenne comme l’illustre la figure 1.4. On a ainsi découvert des planètes telluriques plus massives (entre 1 et 10M⊕) que celles du système solaire, appelées super-Terres. Par ailleurs, il existe de petites planètes géantes glacées ap-pelées mini-Neptunes, et des planètes géantes gazeuses plus massives que Jupiter. Enfin, il existe des exoplanètes dont la structure se rapprocherait de celle des satellites de glace des planètes géantes de notre système solaire et parfois appellées water-worlds (e.g.Perryman, 2011).
FIGURE 1.4: Diagramme masse-rayon (en rayons et masses terrestres) d’un échantillon d’exoplanètes découvertes par le télescope spatial Kepler. La couleur des symboles repré-sente le flux lumineux incident reçu par la planète de la part de son étoile, normalisé par la valeur du flux reçu par la Terre du Soleil. Les lignes grises pointillées sont des lignes de niveau de la densité moyenne, tandis que les autres lignes continues sont des exemples de composition interne simplifiées, ainsi que celle de la Terre (en rouge). Crédit :Lissauer et al.(2014).
1.2.2 Structure interne des étoiles
De la même façon, des systèmes planétaires ont été détectées autour d’étoiles de toutes masses et de tous types spectraux. La structure interne d’une étoile dépend avant tout de sa masse et de son stade évolutif (Kippenhahn & Weigert,1990). Sur la séquence principale, qui est la phase où les étoiles transforment de l’hydrogène en hélium par fusion thermonu-cléaire et où elles passent la majorité de leur existence, on distingue en général les types de structure interne suivants (voir le panneau gauche de la figure1.5) :
— les naines rouges (du type spectral M) de très faible masse (inférieure à 0.35M ) qui sont entièrement convectives ;
— les étoiles de faible masse (du type spectral M à F), entre 0.4 et 1.4M environ, possèdent un cœur radiatif stablement stratifié où l’énergie est transportée par la radiation appelée zone radiative, entourée d’une enveloppe convective, où l’énergie est transportée par les mouvements turbulents, dont la profondeur diminue lorsque la masse croît ;
— les étoiles de masse intermédiaire et étoiles massives (de type A, B, O) possèdent un cœur convectif et une enveloppe radiative. Cette inversion de la structure interne est liée au fait que la production nucléaire est majoritairement assurée pour ces étoiles par le cycle CNO, beaucoup plus exothermique que le cycle pp qui domine dans les
étoiles de faible masse.
FIGURE1.5:Gauche : Diagramme de Kippenhahn pour la structure interne des étoiles sur la
séquence principale en fonction de leur masse, décrivant la fraction de masse contenue dans la zone convective (régions grisées) et la zone radiative (régions blanches). Crédit :Mathis
& Remus(2013), adapté deKippenhahn & Weigert(1990).Droite : Evolution du rapport
d’aspect η = Rc/R∗ entre le rayon Rc du cœur radiatif et R∗ de l’étoile pour les étoiles de faible masse, depuis la pré-séquence principale jusqu’à la fin de la séquence principale. Crédit :Mathis(2015), calculé d’après les modèles stellaires deSiess et al.(2000).
Dans ce travail, nous nous intéresserons presque exclusivement aux étoiles de faible masse de type M à F possédant une enveloppe convective externe.
1.2.3 La dynamique des étoiles de faible masse : évolution, rotation, turbu-lence et magnétisme
1.2.3.1 Evolution
En comparaison des planètes, la structure interne des étoiles de faible masse évolue forte-ment depuis leur formation jusqu’aux stades les plus avancés de leur évolution. En pratique, cette évolution est gouvernée par les différentes phases d’évolution nucléaire qu’elles tra-versent, dont le nombre et la durée dépendent avant tout de la masse de l’étoile (voir e.g. Kippenhahn & Weigert,1990, pour une description détaillée). Cette évolution est calculée numériquement par des codes d’évolution stellaire (e.g.Christensen-Dalsgaard et al.,1996; Paxton et al.,2011; Amard et al.,2016). Par exemple, l’évolution de la taille du cœur ra-diatif interne des étoiles de faible masse, depuis la pré-séquence principale jusqu’à la fin de la séquence principale, est illustrée par la figure1.5. Ce rapport d’aspect sera une quantité essentielle pour les écoulements de marée comme nous le verrons dans la suite.
Cependant, les étoiles de faible masse sont des corps intrinsèquement dynamiques sur des échelles de temps plus courtes que leur durée de vie : ce sont des objets en rotation, dans lesquels il y a présence d’écoulements souvent turbulents ainsi que de champ magnétique. Nous allons voir que ces trois caractéristiques sont toutes interdépendantes.
1.2.3.2 Rotation et convection turbulente
Envelope Core
FIGURE 1.6: Gauche : Evolution des taux de rotation moyens, normalisés par celui du
Soleil actuel, du cœur radiatif (lignes discontinues) et de l’enveloppe convective (lignes continues) pour des étoiles semblables au Soleil. Les courbes et symboles bleus, rouges et verts correspondent respectivement au 90ème centile, 25ème centile et la médiane de la distribution de rotations d’étoiles semblables au Soleil dans des régions de formations d’étoiles et jeunes amas ouverts. Crédit :Gallet & Bouvier(2013).Droite : Profil de rotation
différentielle interne du Soleil à partir d’observations héliosismiques. Crédit :García et al.
(2007).
D’abord, les étoiles sont en rotation durant toute leur évolution (e.g.Maeder,2009;Bouvier, 2013;Gallet & Bouvier,2013,2015). Cette rotation est généralement différentielle, c’est-à-dire que la vitesse angulaire moyenne du fluide composant l’étoile dépend de la profondeur, avec un cœur radiatif et une enveloppe convective possédant des vitesses angulaires diffé-rentes, et/ou de la latitude comme observé dans le Soleil (voir les exemples de la figure 1.6).
La rotation des étoiles de faible masse est majoritairement gouvernée par trois phases, comme illustrée par le panneau gauche de la figure1.6:
— pour une (proto)étoile jeune, alors entièrement convective et encore entourée de son disque d’accrétion, on s’attendrait à ce que la contraction gravitationnelle mène à une accélération de la rotation de l’étoile par conservation du moment cinétique to-tal. Pourtant, les observations indiquent que l’étoile conserve une période de rotation quasiment constante tant que le disque est présent : l’explication généralement adop-tée pour expliquer ce phénomène de « verrouillage » en corotation avec le disque met en jeu des mécanismes complexes d’accrétion-éjection dans lequel le champ magné-tique joue un rôle important (voir la revue deFerreira,2013) ;
— une fois le disque d’accrétion évaporé, la contraction gravitationnelle se poursuit et la vitesse de rotation de l’étoile augmente ;
— une fois la contraction gravitationnelle achevée à la fin de la pré-séquence princi-pale, la rotation des étoiles sur la séquence principale diminue à cause de l’extraction de moment cinétique par le vent stellaire magnétisé (voir la section ci-après). On constate également qu’après environ 1 milliard d’années, les étoiles d’un âge donné
ont toutes la même vitesse de rotation : ce constat forme la base d’une discipline ré-cente appelée gyrochronologie, dont le but est d’estimer l’âge des étoiles à partir de leur période de rotation (Barnes,2003;Barnes & Kim,2010;van Saders et al.,2016).
Tant dans les zones radiatives que convectives, la turbulence et les écoulements moyens (rotation différentielle et circulation méridienne), ainsi que les couples associés au champ magnétique et aux ondes redistribuent le moment cinétique (Zahn, 1992; Maeder,2009; Mathis, 2013; Brun et al., 2015). Dans les zones convectives, cette redistribution a lieu sur une échelle de temps dynamique de l’ordre de celle de la convection turbulente, tandis qu’elle est beaucoup plus lente dans la zone radiative. Dans ce dernier cas, la redistribu-tion de moment cinétique modifie la stratificaredistribu-tion des éléments chimiques, ce qui impacte l’évolution séculaire et nucléaire des étoiles. (voir Maeder,2009; Mathis,2013, pour plus de détails sur les processus de transport dans les étoiles).
1.2.3.3 Magnétisme et vent stellaire
Pour expliquer l’origine du vent stellaire mentionné précédemment, il est d’abord nécessaire de parler du magnétisme des étoiles, car le plasma d’hydrogène et d’hélium constituant les étoiles est un fluide conducteur dont la dynamique est couplée à celle du champ magnétique.
FIGURE 1.7:Gauche : Image du Soleil dans l’ultraviolet capturée par le satellite SDO sur
laquelle ont été ajoutées les lignes de champ magnétique (en blanc) calculées par extra-polation potentielle. Crédit : NASA/SDO.Droite : Simulation magnétohydrodynamique de
vent stellaire pour une étoile de type solaire possédant un champ magnétique dipolaire. Crédit :Réville et al.(2015)
Le Soleil et la plupart des étoiles de type solaire pour lesquelles les observations sont suf-fisamment bonnes montrent une activité magnétique (voir figure 1.7), souvent cyclique, dont la cause admise est un mécanisme de dynamo dans la zone convective (Mestel,1999;
Donati & Landstreet,2009;Brun et al.,2015) : il s’agit d’un processus magnétohydrodyna-mique capable de maintenir un champ magnétique contre la dissipation ohmagnétohydrodyna-mique qui tend à le dissiper. Ce processus requiert la conversion d’énergie cinétique en énergie magnétique (et réciproquement) par des phénomènes d’induction, c’est-à-dire une interaction entre les écoulements (i.e. la rotation différentielle et la convection turbulente) et le champ magné-tique. Outre les simulations numériques magnétohydrodynamiques 3D non-linéaires, notre compréhension de base des cycles d’activités magnétiques pour les étoiles de faible masse comme le Soleil repose essentiellement sur les modèles de dynamo cinématique du type α − Ω(Charbonneau,2014; Brun et al.,2015). Il s’agit d’un modèle linéaire 2D simplifié, où les composantes non-axisymétriques du champ de vitesse et du champ magnétique sont considérés comme des fluctuations. Ce modèle fait appel à deux effets distincts permettant la génération et la conversion des composantes principales du champ magnétique :
— l’effet α qui est une paramétrisation de la force électromotrice moyenne due à la convection turbulente hélicitaire, qui est capable de convertir un champ magnétique azimutal en un champ contenu dans le plan méridien (et vice versa pour les dynamos du type α2) ;
— l’effet Ω du à la rotation différentielle qui, à partir d’un champ contenu dans le plan méridien, étire les lignes de champ pour recréer une composante azimutale.
Il existe d’autres modèles de dynamo linéaire ne faisant pas appel à l’effet α pour la généra-tion de la composante méridienne du champ magnétique, mais au mécanisme de Babcock-Leighton (Babcock,1961;Leighton,1969) dont l’origine est la tendance montré par les ré-gions magnétiquement actives (des taches solaires et stellaires) à être inclinées par rapport à la direction Est-Ouest.
Le champ magnétique des étoiles de faible masse, ainsi entretenu par la dynamo dans l’enve-loppe convective, est responsable (par effet Joule ou ondes d’Alfvén) d’un intense chauffage de la couronne stellaire, c’est-à-dire l’atmosphère de l’étoile, jusqu’à des températures de plusieurs millions de kelvins. Ce chauffage est accompagné d’une augmentation de pression qui atteint dans le cas du Soleil 1014fois celle du milieu interstellaire. C’est ce fort gradient de pression qui est responsable de l’expansion continue de l’atmosphère des étoiles de faible masse, appelée vent stellaire, menant ainsi à une perte de masse. A titre d’exemple, le taux de perte de masse du Soleil est actuellement estimé à environ 10−14M par an (Lamers & Cassinelli,1999;Mestel,1999).
Or, le champ magnétique tend à maintenir le plasma du vent stellaire en co-rotation avec la surface de l’étoile jusqu’au rayon d’Alfvén (qui est l’endroit où la vitesse du vent dépasse la vitesse d’Alfvén définie par vA = B/√
µρ, où B est le champ magnétique, et µ et ρ sont respectivement la perméabilité magnétique et la densité du milieu), si bien que l’effet com-biné de la perte de masse, de la rotation et du champ magnétique mènent à une extraction de moment cinétique à cause d’un effet de bras de levier (Schatzman,1962;Parker,1963; Weber & Davis,1967; Mestel,1968). C’est ce phénomène qui est responsable du freinage magnétique des étoiles de faible masse que nous observons sur la figure1.6. Les travaux les
FIGURE1.8:Gauche : Illustration de l’interaction entre le vent stellaire et la magnétosphère
d’une planète. Crédit : NASA/GoddardDroite : Simulation de l’interaction
magnétohydro-dynamique entre les champs magnétiques d’une étoile et celui d’une planète proche. Crédit :
Strugarek et al.(2015).
plus récents (e.g. Cohen & Drake,2014; Réville et al.,2015; Matt et al.,2015) montrent que les propriétés du vent stellaire et les valeurs des pertes de masse et de moment ciné-tique sont toutes fortement dépendantes de la masse de l’étoile, de sa rotation ainsi que de l’intensité et de la topologie de son champ magnétique à grande échelle.
1.3 Des systèmes planétaires sièges de différentes interactions
Nous avons présenté les principales propriétés des étoiles de faible masse et des planètes composant les systèmes planétaires, mais nous n’avons pas encore abordé les différents types d’interactions qui peuvent exister entre ces objets, point clé de notre étude.
1.3.1 Interactions magnétohydrodynamiques
Comme nous l’avons rappelé dans la section précédente, les étoiles sont des objets